Effects of Minor Mergers on Coalescence of a Supermassive Black Hole Binary
利用高精度的$N$体程序进行了数值模拟，研究了小合并解决超大质量黑洞（SMBH）双星合并过程中的损失锥耗尽问题的可能性.我们发现，一个矮星系的合并扰乱恒星轨道在银河系的中心区域的主机星系的损失锥耗尽已经造成的SMBH二进制。受扰星被提供到损失锥中。矮星系中的恒星也被提供到损失锥中。SMBH双星和这些恒星之间的引力相互作用变得非常有效。引力相互作用有效地降低了SMBH双星的结合能。结果，加速了SMBH双星分离的收缩。我们的数值计算结果强烈地表明，小合并是一个重要的过程，以减少合并时间的SMBH双星远小于哈勃时间。
2008-12-25 astro-ph
Kinematic Evidence of Minor Mergers in Normal Sa Galaxies
对附近形态正常的Sa星系的详细研究表明，尽管它们的光学外观未受干扰，但大约有一半的星系显示出运动学上不同的成分的光谱证据。在21厘米HI线映射的9个对象中的8个中，HI分布延伸到光盘之外，HI盘的翘曲是复杂的。多波长的证据可以被解释为运动学的“记忆”，否则表现出没有相互作用的形态学迹象的对象过去未成年人合并。
2000-08-31 astro-ph
The role of minor mergers in the recent star formation history of early-type galaxies
我们证明，在紫外线（UV）颜色的大散射的中等质量的早期型星系在本地宇宙和推断的低水平最近在这些对象中的恒星形成，可以复制在标准的LCDM宇宙学的小合并。质量比小于或等于1：4的合并的数值模拟，合理的假设的年龄，金属丰度和尘埃性质的合并的祖先，产生良好的协议所观察到的紫外线颜色的早期类型的人口，如果落卫星被假定为有（冷）气体分数大于20%。满足（NUV-r）< 3.8的早期类型可能在最后约1.5 Gyr内经历了质量比在1：4和1：6之间的合并，而满足3.8<（NUV-r）<5.5的早期类型则与质量比< 1：6的近期合并或过去发生超过约1.5 Gyr的更高质量比的合并相一致。我们表明，早期型的颜色的大小关系和颜色分布在紫外和光学光谱范围是一致的预期频率的小合并活动在标准LCDM宇宙学在低红移。我们提出了一个强有力的可解释性的论点小合并背后的大紫外线散射和相关的低水平最近的恒星形成在附近的宇宙中的早期星系观察到的主要机制。
2008-12-31 astro-ph
Antitruncated Stellar Disks via Minor Mergers
我们使用流体动力学模拟的星系合并小调查的性质，在大半径的表面亮度过剩观察到的一些螺旋星系：反截断恒星盘。我们发现，这个过程可以通过两个相互竞争的效应产生反截断：（1）合并驱动的气体流入，将质量集中在主星系的中心，并收缩其内部密度分布;（2）角动量通过相互作用向外转移，导致外盘膨胀。在我们的实验中，这需要在主盘中有大量的气体供应，并且遇到的是中等轨道角动量。我们的残余物的恒星表面质量密度分布在定性和定量上都类似于在局部面上观察到的破碎的指数-螺旋显示antitrunctions。此外，在早期哈勃类型中观察到的相对于经典截断更频繁的反截断趋势与合并驱动的情况是一致的。
2007-07-30 astro-ph
A Molecular Tidal Tail in the Medusa Minor Merger
我们已经检测到CO 1-0排放沿潮汐尾巴的NGC 4194（美杜莎）合并。这是第一次在小并合的光尾探测到CO。在尾巴的中心和尖端都能检测到辐射。33“Onsala 20 m光束中的分子量估计为>= 8.5 x 10^7 M_{sun}，至少是该系统中迄今为止测得的总分子量的4%。我们认为，排放是一个分子的潮汐尾巴，这是主体的扩展结构的一部分，和分子气体抛出的碰撞，而不是在原位形成的凝聚原子物质。我们发现这种发射不太可能与潮汐矮星系有关（即使将来可能形成这样的物体），但高分辨率的HI，CO和光学观测是解决这个问题所必需的。美杜莎很可能是椭圆+螺旋碰撞的结果，我们的探测支持了这样一种观点，即在较小的合并中，可以在距离合并中心很远的地方发现分子气体。
2001-03-26 astro-ph
Are Red Tidal Features Unequivocal Signatures of Major Dry Mergers?
利用宇宙学数值模拟方法研究了一个椭圆星系与一个小星系合并产生的潮汐特征。我们发现，模拟的潮汐特征与赤潮特征在数量上是相似的，即，干燥的潮汐特征，最近在中等红移的椭圆星系的深层图像中发现。在我们的模拟中，由于活动星系核加热，小合并不会引发恒星形成。因此，潮汐特征和宿主星系都是红色的，即一个干燥的小合并。坠落卫星星系的恒星质量约为10^10兆太阳，潮汐碎片的表面亮度达到μ_R~27 mag arcsec^-2。因此，我们的结论是，潮汐碎片从未成年人合并可以解释所观察到的干潮汐功能在椭圆在中间红移，虽然其他机制（如主要干合并）也可能是重要的。
2006-05-25 astro-ph
Tidal dwarf galaxies candidates in a sample of minor merger of galaxies
本文从11次小合并观测到的117个HII区样本中选出一个候选潮汐矮星系。HII区的分类是用蓝色绝对星等（M $_B$ $<$-15）、H $α$光度（$\cal L$ $(Hα)$ $>$ 10 $^{39}$ erg s $^{-1}$）和恒星形成率（$SFR_{Hα}$ $>$ 0.4 M $_{\odot}$ y $^{-1}$）作为参数进行的。采用Salpeter的IMF和$α= -2.65$模型计算了电离星系团的紫外光子总数、各光谱类型的恒星数和星系团的总质量。更好地再现所观察到的性质的电离团簇模型是质量大于10 $^6 \leq M/M_{\odot} \leq 10^7$的超大质量团簇。
2005-10-26 astro-ph
The Minor-Merger Driven Nuclear Activity in Seyfert Galaxies: A Step toward the Simple Unified Formation Mechanism of Active Galactic Nuclei in the Local Universe
Seyfert核是本域宇宙中典型的活动星系核，其能量来源于气体对超大质量黑洞的吸积。非轴对称引力势（如恒星棒）或与其他星系相互作用所产生的动力学效应通常被认为是导致有效的气体燃料。然而，最近对大样本赛弗特核的系统研究表明：1）赛弗特核不喜欢棒星系作为其宿主，2）只有$\simeq$ 10%的赛弗特星系有伴星系。这些发现再次提出了一个问题：“在为核活动提供燃料方面，什么是重要的？“在这里，我们建议另一种加油机制，小合并（即，一个富含气体的盘星系和一个束缚的、质量较小的卫星星系之间的合并）驱动的燃料似乎与塞弗特星系的几乎所有重要的观测性质一致。成核的（即，SMBH或致密的核星团）星系和卫星似乎必须确保主盘中的气体确实被加燃料到非常内部的区域（例如，$\ll$ 1个）。考虑到局域类星体可能是由星系间的大合并形成的，我们认为局域宇宙中的活动星系核要么是由小合并形成的，要么是由大合并形成的。
1999-05-27 astro-ph
On the Role of Minor Galaxy Mergers in the Formation of Active Galactic Nuclei
塞弗特星系的大尺度环境（~ 100 kpc）与非塞弗特星系的大尺度环境没有明显的不同。在活动星系核（AGN）形成的相互作用模型的背景下，已经提出活动星系核是通过大圆盘星系与较小伴星的“小合并”形成的。我们测试这一假设，通过比较105个明亮的附近星系的核光谱测量其R或r波段形态不对称性在三个连续的半径。我们没有发现显着的差异，在这些不对称性之间的13个塞弗特星系的样本和星系具有其他核光谱类型（吸收，H II-区域一样，LINER），也没有强有力的定性证据表明，这种合并发生在任何的塞弗特或LINER。因此，任何较小的合并要么开始于> 1 Gyr之前并且基本上完成，要么根本没有发生，活动星系核的形成与任何类型的相互作用无关。支持后一种解释的是越来越多的证据表明，超大质量黑洞存在于大多数椭圆星系和早期螺旋星系的核心，这反过来又表明，核活动代表了大质量星系膨胀演化的正常阶段。星系合并可能会将塞弗特核的光度提高到类星体的水平，这可以解释为什么类星体似乎出现在丰富的环境和相互作用的系统中。
2000-04-18 astro-ph
Cusp Disruption in Minor Mergers
我们提出了0.55 × 10^6的粒子模拟的高密度矮星系的吸积低密度巨星系，使用模型，包含幂律中心密度尖点和点质量代表超大质量黑洞。矮星系的尖端在合并过程中被破坏，产生一个中心密度仅略高于巨星系最初密度的残余物。从巨星系中移除黑洞可以使矮星系保持完整，并导致一个中心密度很高的遗迹，与观察到的相反。我们的研究结果支持这样一个假设，即巨星系中低密度核心的持续存在是超大质量黑洞的结果。
2001-03-12 astro-ph
Active galactic nuclei and the minor merger hypothesis
我们研究了活动星系核小合并假说中合并过程的动力学。我们发现，一个卫星星系能够直接与宿主星系的核心合并（例如，产生致密的尘埃盘，这是在早期类型的活动星系）需要卫星的初始轨道是很好的目的。对于主星系是盘星系的情况，如果卫星星系的初始轨道相对于主星系是随机定向的，那么那些在合理的时间内到达主星系核区域的卫星星系的轨道，一旦到达核，也是相当随机定向的。我们注意到，这一结果可能能够提供一个解释，为什么喷流的方向在塞弗特星系核的星系盘的平面显然是无关的。
2003-05-06 astro-ph
Gas properties in the Medusa minor merger - comparing with ULIRGs
对美杜莎（NGC 4194）小合并星系中CO和13 CO 1- 0的高分辨率观测表明，CO/13 CO 1- 0强度比（R）从星系外部的正常值（5- 1--0）增加到中心扩展星暴区的高值（>20）。比率>20则是典型的更明亮的合并。美杜莎L_FIR/L_CO比值与超亮星系（ULIRGs）相当，但光度相对较低，表明其恒星形成效率（SFE）非常高。我们提出了模型的高压ISM在ULIRG和相对低压ISM的美杜莎。我们将讨论这些模型如何解释这两种类型的分布中的大R。由于HCN的发射在美杜莎的方向上是微弱的，我们认为SFE主要不是由致密气体（n > 10^4 cm-3）的质量分数控制的，而是很可能强烈地依赖于动力学。朝向ULIRG的明亮HCN发射并不一定证明那里的红外发射总是由星暴提供动力。
2001-08-06 astro-ph
The Evolution of the Dark Halo Spin Parameters lambda and lambda' in a LCDM Universe: The Role of Minor and Major Mergers
在一组无耗散宇宙学LCDM模拟中，研究了暗晕自旋参数的演化及其对暗晕合并历史的依赖性。特别关注的是两种常用的自旋参数版本的差异，即lambda=J*E^1/2/（G*M^5/2）（Peebles 80）和lambda '= J/（sqrt（2）*M_vir*R_vir*V_vir）（Bullock et al. 01）。虽然自旋转移率的分布定义为合并前后自旋参数的比值，但对于lambda和lambda '，我们发现在时间演化上有相当大的差异：虽然lambda'大致与红移无关，但lambda随着红移的减小而显着增加。这种独特的行为产生于吸积过程中自旋转移的微小差异。自旋参数的演化与暗晕的维里比eta：=2*E_kin/ |E_pot|强耦合。主要合并扰动晕和增加他们的维里比和自旋参数为1-2 Gyrs。在高红移（z=2-3），许多晕被平均位力比eta = 1.3的扰动，直到z=0才接近1。我们发现，自旋参数的红移演化是由大量的次要合并，而不是罕见的主要合并事件。
2005-05-12 astro-ph
Quantifying the Fragility of Galactic Disks in Minor Mergers
我们执行完全自洽的恒星动力学模拟的吸积的同伴（“卫星”）星系由一个大的磁盘星系，调查磁盘之间的相互作用，晕，和卫星组件的系统合并过程中。我们的基准相遇开始于一颗卫星，它在一个相对于盘平面倾斜30度的椭圆形轨道上，银河中心距离为6个盘标度。卫星的质量是盘质量的10%，其半质量半径约为1.3 kpc。该系统建模与500 000个粒子，足以减轻合并时间内的数值弛豫噪声。卫星下沉的速度仅为~1 Gyr，一个包含其初始质量~45%的核心到达圆盘的中心。由于卫星的大部分质量保持完好，当卫星经过时，磁盘会受到严重的破坏。在太阳圈，我们发现盘厚了约60%，速度色散增加了$Δ\mbox{\boldmath$ σ $} \simeq (10,8,8)$ km/s到$(σ_R, σ_ϕ, σ_z) \simeq (48, 42, 38)$ km/s，非对称漂移在约18 km/s时不变。虽然盘没有被这些事件破坏（因此是“小”合并），但它的最终状态类似于比初始状态更早的哈勃类型的盘星系，更厚，更热，卫星的核心增强了凸起。因此，微小的合并仍然是推动星系演化的一个有希望的机制。
1995-10-09 astro-ph
Orbital Structure of Collisionless Merger Remnants: On the Origin of Photometric and Kinematic Properties of Elliptical and S0 Galaxies
我们提出了一个详细的调查合并残留物的轨道内容和可观测的椭圆星系和S 0星系之间的关系。我们的分析是基于Naab & Burkert发表的不同质量比和轨道参数的盘星系无碰撞合并的统计样本。我们使用Carpintero和Aguilar的光谱方法来确定每个遗迹的轨道内容，并将其与其内在形状以及投影的运动学和光度学特性相关联。我们讨论的凸起组件和不同的近心距离的影响。两个最丰富的轨道类别是短轴管和盒轨道。它们的比例似乎决定了残骸的基本性质。平均而言，短轴管的比例从1：1到4：1的合并质量比增加了2倍，而盒轨道的比例减少了10%。在一定质量下，残骸的中心速度色散与短轴管与盒轨道的比值成比例。有趣的是，旋转支撑系统和压力支撑物体之间的分界线$(v_{maj}/σ_0)^*=0.7$，原来与一个单位的盒子与短轴管比相一致。椭圆星系观测到的$h_3$ - $v/σ$反关联不能用无碰撞合并残留物来再现。我们建议，这只能通过一个额外的物理过程，显着减少盒轨道内容来协调。以短轴管轨道为主的残馀星主要有盘状投影。粗轴残余物总是具有大于1的盒与短轴管比率。这项研究将能够识别观察到的椭圆星系，可能已经形成，在碰撞限制，由气体贫盘合并。
2005-06-30 astro-ph
The Influence of Interactions and Minor Mergers on the Structure of Galactic Disks: I.Observations and Disk Models
本文是我们关于潮汐相互作用和微小合并对旋涡星系径向和垂直盘结构的影响系列文章的第一部分。我们报告的样本选择，我们的意见，并减少数据。本文介绍了110个高倾斜/边缘盘星系的光学和近红外数据的表面光度学。这个样本包括两个子样本，61个非相互作用星系（控制样本）和49个相互作用星系/次要合并候选者。此外，这些星系中有41个是在近红外线下观测到的。我们发现，这两个子样本的形态类型的分布几乎是不可区分的，覆盖0 <= T <= 9之间的范围。一个改进的，3维磁盘建模和拟合程序描述，以分析和比较我们的样本星系的磁盘结构，通过使用特征参数。我们发现，银河系盘的垂直亮度分布非常敏感，即使是从完美的边缘方向的小偏差。因此，轻微倾斜的磁盘的投影效应可能会导致磁盘刻度高度值的重大变化，因此必须在随后的研究中加以考虑。
2000-07-08 astro-ph
The Influence of Interactions and Minor Mergers on the Structure of Galactic Disks: II. Results and Interpretations
我们提出了详细的统计研究的第二部分，重点是对螺旋星系的径向和垂直盘结构的潮汐相互作用和轻微的合并的影响。在第一部分中，我们报告了样本选择，观察和应用磁盘模型。在本文中，结果的基础上，来自一个样本的110个高度倾斜/边缘上的星系盘参数。这个样本由两个子样本组成，49个相互作用/合并星系和61个非相互作用星系。此外，这些星系中有41个是在近红外光谱中观测到的。我们发现磁盘结构在垂直方向上的显着变化，导致约1.5倍的规模高度，从而垂直速度分散。径向盘结构，其特征在于截止半径和鳞片长度，没有显示出统计学上显著的变化。因此，径向与垂直尺度参数之比，h/z0，对于相互作用/合并星系的样本来说小了1.7倍。在后一个样品中完全缺乏典型的平盘比（h/z0）> 7意味着垂直盘加热对于（极）薄盘是最有效的。统计上，几乎所有的星系盘的样本（93%）具有非等温的垂直光度分布，如sech（60%）和exp（33%）的分布，独立的样本和通带调查。这表明，尽管有潮汐扰动和盘增厚，盘星的初始垂直分布并没有被相互作用或轻微的合并所破坏。
2000-07-08 astro-ph
Sample of minor merger of galaxies: Optical CCD surface photometry and HII region propertie
本文给出了11个南方小星系合并的B、V和I测光结果。测量总视B星等、积分B-V和V-I色。我们为每个星系建立了B，V和I等效配置文件，并在可能的情况下将其分解为凸起和盘组件。从H $α$ +N[II]图象中，我们估计了H Ⅱ区的基本光度参数，如位置、大小、B-V和V-I色、H $α$ +[NII]光度和$EW(Hα+[NII])$等效宽度。我们发现了一个线性相关的发光比的组件和它们的大直径的比例，导致质量比之间的0.04 $<$ $\cal M$ $_{secondary} / \cal M$ $_{primary}$ $<$ 0.2，这表明我们的样品确实是由较小的合并。样本中的大多数HII区和演化的恒星形成区形成于3.6到13.7百万年前，平均为（6.3 $\pm$ 0.7）百万年。HII区的性质、光度、大小和年龄在两个分量中是相似的。HII区域的log（H $α$ +[NII]）光度在38.6和41.7之间。整个样品的HII区光度函数符合指数的幂律$α$ =-1.33。光度$\cal L$（H $α$ +[NII]）和HII区域大小之间的线性相关性的斜率为2.12 $\pm$ 0.06。我们发现，第一次分量的圆盘比卢的样品更亮，而第二次分量的圆盘则更小更暗。
2004-09-07 astro-ph
An Offset Seyfert 2 Nucleus in the Minor Merger System NGC 3341
我们提出了在扰动盘星系NGC 3341中发现的三重发射线核，基于斯隆数字巡天的档案数据和凯克天文台的新观测。这个星系包含两个偏移的核，在它的盘内或投影到它的盘上，投影距离它的主核为5.1和8.4 kpc，径向速度与主核的距离小于200 km/s。这些看起来要么是矮椭圆星系，要么是低质量螺旋星系的凸起，它们的圆盘在合并成主星系时已经被剥离。内偏距核的光谱为Seyfert 2型，恒星速度色散为70+/-7 km/s。外偏置核有非常弱的发射线，符合LINER分类，而主核的发射线光谱接近LINER/HII复合系统和HII核之间的边界;两者都可能包含吸积的大质量黑洞，但光学分类本身是模糊的。在NGC 3341中探测到一个偏置的活动核，这有力地表明，在较小的合并过程中，矮次级星系的核和主星系的核都可以触发黑洞吸积事件。
2008-07-21 astro-ph
Kinematic Evidence of Minor Mergers in Normal Sa Galaxies: NGC3626, NGC3900, NGC4772 and NGC5854
本文给出了NGC 3626、NGC 3900、NGC 4772和NGC 5854这四个形态正常且相对孤立的Sa星系的BVRI和H-α成像以及长缝光谱数据。对前3个目标进行了VLA HI合成成像。在所有4个星系中，都发现了电离气体成分运动学解耦的证据;不同运动学的程度和情况各不相同，从所有恒星（NGC 3626）的所有气体完全反向旋转到与恒星解耦的核气体盘（NGC 5854）到异常速度中心气体成分（NGC 3900和NGC 4772）。在HI映射的3个天体中，中性气体远超出光学半径，R_HI/R_25 > 2。一般来说，HI表面密度非常低，并且外部HI是片状和不对称的，或者在光学边缘外部的明显环中发现。虽然整体HI速度场主要由圆周运动，强烈的翘曲建议在外部区域。Jore等人（1996）以前曾报道过NGC 4138的光学成像，显示了反旋转恒星的组成。多波长的证据被解释在运动学的“记忆”，否则表现出没有形态学的相互作用的迹象，在对象过去的未成年人合并。
2000-04-25 astro-ph
Gas Rich Mergers in Disk Formation
为了解释星系盘星系形成的层次结构的形成，似乎富含气体的合并必须发挥重要作用。我们在这里回顾我们以前的研究表明，在高红移合并的重要性是丰富的气体，在形成的恒星晕和厚盘组成部分的盘星系。在我们银河系的组成部分中，恒星形成的规则是形成低质量低金属量恒星晕所必需的。这一规则导致了高红移、富含气体的合并，在此过程中形成了厚盘。在这些诉讼中，我们从我们的模拟盘星系薄和厚盘组件使用Toomre图分类的恒星。
2005-10-31 astro-ph
The nuclear ring in the unbarred galaxy NGC 278: result of a minor merger?
我们提出了充分采样的高角分辨率二维运动学的H α谱线，光学和近红外成像，以及21厘米的螺旋星系NGC 278的氢原子数据。这是一个小型的非棒星系，内部区域有一颗直径约2千秒差距的明亮恒星，让人想起主要在棒星系中看到的核环。的H α运动学表明，扰动的速度场，这可能是部分螺旋密度波流运动的结果。21厘米的数据跟踪原子氢以外的光盘。HI并不丰富，但清楚地显示出干扰的形态学和运动学。我们假设NGC 278目前的结构是最近与一个小的富含气体的星系相互作用的结果，该星系现在分散到NGC 278的外盘中。这个小合并在盘中建立的非轴对称性很可能是内部区域强烈恒星形成的原因，这可以解释为非棒星系中核环的罕见例子。这个核环不是由棒引起的，而是星系近代历史上相互作用事件的直接结果。
2004-05-06 astro-ph
Further Evidence for a Merger Origin for the Thick Disk: Galactic Stars Along Lines-of-sight to Dwarf Spheroidal Galaxies
银河系的历史是写在它的恒星星族的性质。在这里，我们分析恒星观测的一部分调查的地方矮球状星系，但从他们的运动学是非常可能的非成员。选择功能-旨在瞄准矮星系中距离约100 kpc的贫金属巨星-包括银河系中距离高达几kpc的F-M矮星。本文所分析的恒星的运动位于银河经度l ~ 270和l ~ 90的两个基本方向上，在这两个方向上，径向速度对轨道自转速度是敏感的。我们证明了暗F/G星中含有大量的V_phi ~ 100 km/s的星族，这与Gilmore，Wyse & Norris（2002）的厚盘/晕星巡天观测结果相似，但覆盖范围有限。这个平均轨道自转的数值与典型的厚盘或恒星晕都不匹配。我们认为，这个人口，在l ~ 270和l ~ 90检测到，具有预期的属性的“卫星碎片”在厚盘/晕界面，我们解释为残余的合并，加热预先存在的薄盘，形成厚盘。
2006-01-14 astro-ph
On the Formation of Boxy and Disky Elliptical Galaxies
研究了盒状和盘状椭圆星系的起源。讨论了质量比为1：1和3：1的两种螺旋-螺旋合并的无碰撞N体模拟结果，并研究了合并残余物的投影性质。结果表明，等质量合并导致各向异性，缓慢旋转系统优先盒状等照度线和显着的短轴旋转。不等质量合并的结果在形成一个旋转支撑的椭圆盘状等照度线和小的短轴旋转。这两类椭圆星系的运动学和等照度特性的观测分散可以用投影效应来解释。
1999-08-12 astro-ph
ALMA and high redshift dusty starburst mergers
利用一种新的计算星系光谱能量分布的数值程序，研究了两个盘质量比（$m_{2}$）从0.1（小合并）到1.0（大合并）的高红移（$z$）尘埃星暴合并中星系的形态特征、恒星形成率和850 $μ$ m处的亚毫米波通量随时间的演化.我们发现，最大的恒星形成率，尘埃消光的程度，和850 $μ$米流量较大的合并与更大的$m_{2}$。在观测者坐标系中，在1.5 $\le z \le$ 3.0处的合并所产生的850 $μ$ m通量对于主要的合并情况来说只有几mJy，对于次要的合并情况来说最多$\sim$ 100 $μ$ Jy。这一结果表明，只有高红移的主要合并，现在发现的SCUBA与目前的850 $μm$检测极限的几毫焦耳。这些结果意味着LMSA（ALMA）在850 $μm$处具有10 $μ$ Jy数量级的预期探测极限，可以用来研究具有各种不同$m_2$的高红移合并，从而为高红移宇宙中星系的形成提供重要线索。
2000-12-14 astro-ph
Is a minor-merger driving the nuclear activity in the Seyfert 2 galaxy NGC 2110?
我们报告了一个详细的形态学和运动学的研究孤立的非酒吧附近的塞弗特2星系NGC 2110。我们结合积分场光学光谱，与长缝和WFPC 2成像可在HST档案，调查在这个星系的燃料机制。以前的工作（Wilson & Baldwin 1985）得出结论，星系的运动中心从星系的视质量中心位移了约220 pc，电离气体遵循一条非常正常的旋转曲线。通过对NGC 2110的运动学、电离气体速度场和弥散速度场以及V、I和H α的高空间分辨率形态的分析，我们发现：1）NGC 2110的运动学中心位于星系核。2)电离的气体不是纯旋转运动。3)发射线宽度的二维分布的形态表明存在短轴星系外流。4)核相对于恒星系统速度发生蓝移，表明NLR气体由于与射电喷流的相互作用而流出。5)电离气体在核南部相应的旋转运动上红移约100 km/s，相对于核恒星系统速度红移240 km/s。这一速度与Gallimore等人（1999）检测到的HI红移吸收速度一致。我们讨论的可能性，南电离气体的运动学可能会受到扰动的碰撞与NGC 2110上的小卫星，靠近中心的高度倾斜的轨道。对这种解释的其他支持是在V非锐化掩模图像中检测到的径向尘埃带和潮汐碎片。我们认为，一个小的合并可能驱动了NGC 2110的核活动。
2002-07-12 astro-ph
Minor Merger Origin for the Circumnuclear Starburst in NGC 7742
我们提出了一个发射线诊断分析的积分场光谱观测，覆盖中央千秒差距的NGC 7742。这个Sa星系拥有一个壮观的核星暴环和以低电离辐射为特征的核区域。环中的气体旋转方向与星系中的恒星相反，这表明最近发生了合并或收购事件。对来自DensePak的H-α + [NII]发射线和来自Sauron的H-β和[OIII]发射线的积分场测量的组合允许构造诊断图，该诊断图突出了从核环中的恒星形成到由高速冲击或由中心AGN向中心激发的过渡。对[SII]谱线比率的DensePak测量显示，核环中的气体密度非常低，Ne < 100/cm^3，这是大质量HII区的特征。与MAPPINGS III的低气体密度星爆模型比较，环的金属丰度大致相当于太阳。这表明核环中的气体起源于一个恒星系统，该系统能够通过持续的恒星形成来大量富集气体金属。我们认为NGC 7742吞噬了一个富含贫金属气体的较小星系，并且环中的恒星形成事件已经将金属丰度增加到目前的值。
2006-07-24 astro-ph
Adaptive Optics Imaging and Spectroscopy of Cygnus A: I. Evidence for a Minor Merger
我们介绍了凯克II自适应光学近红外成像和光谱观测的强大的射电星系天鹅座A的中心区域。0.05”分辨率的图像清楚地显示了两个壮观的电离/散射锥之间的未分辨的原子核。本文报道了在射电核西南投影中发现的一个相对明亮的（K ~（19））次级点源，其亮度约为0.4”或400秒差距。该物体在哈勃太空望远镜的光学图像中也是可见的，尽管它很容易与主机的底层结构混淆。虽然这个次级点源的近红外颜色与L矮星的颜色大致一致，但它的光谱和光学到红外光谱能量分布（SED）几乎排除了它可能是任何前景投影物体的可能性。我们的结论是，次级点源很可能是一个与天鹅座A有关的河外天体。我们认为这个对象的性质的几种解释，包括：一个年轻的星团窥视通过在边缘的电离锥之一的尘埃;一个老，大球状星团;一个紧凑的尘埃云或电子，是作为一个隐藏的活动核的镜子;和致密的核心的气体剥离卫星星系正在与巨大的椭圆主机合并。这里提供的数据与小规模合并的情况最为一致。该天体的光谱和SED表明，它可能是一个被尘埃严重包裹的较老恒星的密集聚集体，其高光度和紧凑的性质与被剥离到潮汐半径的卫星一致。然而，需要进一步的光谱观测来证实这种可能性。
2003-07-22 astro-ph
Kinematics and physical properties of Southern interacting galaxies: the minor merger AM 2306-721
本文对星系对AM 2306 -721的运动学、恒星星族和各组成部分丰度的相互作用进行了观测研究。获得了主星系和伴星系的旋转曲线，显示出分别为175 km/s和185 km/s的解投影速度振幅。主星系和伴星系之间的相互作用是用数值N体/流体动力学模拟来模拟的，结果表明，目前的合并阶段将在近银河系之后大约2.5亿年。通过拟合不同年龄组的恒星星族模型组合，分析了两个星系中恒星星族组分分布的空间变化。主星系的中心区域主要是由一个老的（5-10 Gyr）人口，而年轻的（2亿年）和中间（1 Gyr）组件的显着贡献被发现在磁盘中，被增强的潮汐功能的方向。伴星星系的恒星星族总体上要年轻得多，主要由1 Gyr或更少的成分组成，相当广泛地分布在整个盘上。氧丰度的空间分布是从使用R23线比的光电离模型的网格获得的。主星系的盘显示出明显的径向梯度，而伴星系则呈现出相对均匀的氧丰度。次级星系中丰度梯度的缺失被解释为由于与更大质量的主星系的引力相互作用，从星系外部到星系中心的气体流的混合。
2008-08-06 astro-ph
Excitation of Activity in Galaxies by Minor Mergers
利用数值模拟方法研究了富气盘与质量较小的矮星系的合并。当卫星的轨道通过动力摩擦衰减时，主盘在其潮汐力的作用下发展出大振幅的螺旋。虽然这些特征出现在恒星和气体盘中，但气体中的非轴对称结构与恒星中的略有不同。特别是，由于气体中形成的强烈冲击和辐射冷却的影响，气体的响应往往会导致恒星的响应，使恒星能够强烈地扭转气体。这些力矩剥夺了气体的角动量，迫使大部分气体进入圆盘的内部区域。由这些合并引起的径向流入在主盘的核区域积累了大量的星际气体。在某些情况下，几乎一半的气体最初分布在整个磁盘风在一个密集的“云”几百秒差距的范围。这里报告的模型不包括恒星形成，因此，我们无法确定气体的最终命运。然而，考虑到核气体的高密度，我们似乎可以将残骸中的致密气体浓度与某些活动星系中伴随着强烈恒星爆发的气体浓度相鉴别。因此，这里的计算提供了一个框架，解释在其他静止的盘星系的核活动的起源。在一定程度上，星系形成是一个混乱的过程中，大的结构是由较小的碎片的吸积，我们的模型也可能是相关的恒星爆发和发病的核活动在原星系在高红移。
1995-01-24 astro-ph
The Nearly Universal Merger Rate of Dark Matter Haloes in Lambda-CDM Cosmology
我们从Millennium模拟提供的迄今为止最大的暗物质晕数据库中构建合并树，以量化在后代晕质量（1 e12 < M0 <1 e15 Msun），祖先质量比（1 e-3 < xi < 1）和红移（0 < z < 6）的广泛范围内的晕合并率。我们发现每个晕的平均合并率B/n对M0，xi和z有非常简单的依赖性，并提出了一个通用的拟合形式B/n，精确到10- 20%。总的来说，B/n对晕质量的依赖性很弱（与M0 ^0.08成正比），对于较小的合并（xi < 0.1），B/n与母星质量比（与xi^-2成正比）呈幂律关系，而对于较大的合并，B/n则略有上升。作为时间的函数，我们发现每Gyr的合并率演化为（1+z）^n，n=2-2.3，而每单位红移的合并率几乎与z无关。几个测试进行评估，我们的合并率是如何受到影响，例如，千年输出之间的时间间隔，二与多祖合并，并在合并过程中的质量守恒和扩散吸积。特别是，我们发现晕碎片是一个普遍的问题，在合并树建设从N体模拟和比较两种方法来处理这些事件。我们比较我们的结果与预测的两个分析模型的基础上扩展的Press-Schechter（EPS）模型和凝聚理论的晕合并。我们发现每股收益模型高估了主要的合并率，低估了少数合并率的一个因素。
2008-02-05 astro-ph
How Mergers May Affect The Mass Scaling Relations Between Black Holes, Galaxies, and Other Gravitationally Bound Systems
超大质量黑洞的质量（MBH）与星系的恒星核球质量（Mbulge）密切相关，有几种观点可以解释这种关系的起源。这项研究将星系合并的作用与其他详细物理学的考虑隔离开来，以更清楚地表明，如果星系质量函数随着质量的增加而下降，那么无论原始黑洞是如何在星系内部播种的，线性黑洞-星系质量关系（MBH-Mgal）都可以自然出现。在这种情况下，MBH-Mgal关系是一个被动的吸引子，最终收敛到一个紧密的线性关系，因为两个基本的统计效应：一个中心极限的倾向星系合并，这是更强的主要合并比小合并，和收敛到一个线性关系，主要是由于小合并。这个思想实验的一个奇怪的结果是，如果星系的凸起是由主要的合并形成的，那么合并的统计数据自然会显示MBH与凸起主导的星系的相关性更强，因为更强的中心寻找倾向，而不是与盘主导的星系。即使是其他物理学最终导致了MBH-Mbulge的线性关系，这个思想实验表明，与直觉相反，具有随机BH质量的星系的随机合并倾向于加强而不是削弱预先存在的线性相关性。这个想法可以推广到其他引力束缚系统（暗物质晕，紧凑的核物体），在经历合并后保持其物理身份。
2007-10-24 astro-ph
Spin distribution following minor mergers and the effect of spin on the detection range for low-mass-ratio inspirals
我们计算的概率分布的自旋的黑洞以下一系列轻微的合并各向同性分布，非自旋，吸气紧凑的对象。通过求解控制这一随机过程的福克-普朗克方程，我们获得了精确的解析拟合的平均值和标准偏差的自旋分布在几个参数制度的演变。当福克-普朗克分析不适用时，我们用数值蒙特卡罗模拟来补充这些解析拟合。我们发现，一个约150太阳质量的中等质量黑洞，通过与中子星的微小合并获得了一半的质量，将具有无量纲自旋参数chi=a/M~0.2 \pm 0.08。我们估计了中心黑洞的自旋对先进LIGO的中等质量比inspiral（IMRI）探测和LISA的极端质量比inspiral（EMRI）探测范围的影响。我们发现，对于现实的黑洞自旋，倾斜平均的先进LIGO IMRI检测范围可能会增加高达10%的范围相对于非旋转的中等质量黑洞的IMRI。对于LISA，我们发现EMRI对10^5太阳质量大质量黑洞（MBH）的探测范围不受MBH自旋的显著影响，EMRI对10^6太阳质量大质量黑洞的探测范围受到约10%的影响，EMRI对最大旋转10^7太阳质量大质量黑洞的探测距离比EMRI对非旋转黑洞的探测距离大约25倍。当从EMRI统计中提取MBH自旋分布时，有利于将EMRI检测到快速自旋MBH的所得偏差将发挥作用。
2007-07-05 astro-ph gr-qc
